Wie werden Geschwindigkeits- und Dispersionskarten von Galaxien erstellt?

Bei einem gegebenen Datenwürfel ist der einfachste Weg, eine Geschwindigkeitskarte und eine Ausbreitungskarte zu erhalten, die Berechnung der$1^{\rm st}$Und$2^{\rm nd}$Momente des Würfels:

Wo$\Sigma(x,y)=\int F(x,y,v){\rm d}v$ist der$0^{\rm th}$Moment und$F$ist der Fluss in jeder Zelle des Würfels. Diese Art von Geschwindigkeitskarte wird als „intensitätsgewichteter Mittelwert“ bezeichnet; es gibt andere Arten, siehe zB dieses Papier .

Sie können versuchen zu sehen, ob dieses Dokument von Starlink hilft. Sie beschreiben Möglichkeiten, Analysen mit Datacubes mit ihrer Software wie GAIA und KAPPA und DATACUBE durchzuführen:

http://www.starlink.ac.uk/devdocs/sc16.htx/sc16.html#toc

Grundsätzlich ist die Radialgeschwindigkeit das "erste Moment", das Sie mit dem Datacube berechnen müssen, den Sie haben. Hoffe dieser Hinweis hilft.

Das Starlink DATACUBE-Paket verfügt über eine Funktion namens Velmoment, die Sie verwenden können und die die Radialgeschwindigkeitskarte basierend auf den Werten eines Satzes von Parametern berechnet, die Sie bereitstellen müssten. Denken Sie jedoch daran, das Tag -r hinzuzufügen, das die Restwellenlänge angibt. Im Fall des blauen Arms/Strahls läuft dies auf die Verwendung eines Linienverhältnisses hinaus, das das verbotene [OIII] bei 5007 Angström beinhaltet. Wenn Sie also beispielsweise nach der Aktivierung des DATACUBE-Pakets an der Eingabeaufforderung Folgendes eingeben:

$ velmoment -b 1 -i some_cube.sdf -r 5007 -p -c 10

Dies sollte Sie durch eine halbinteraktive Sitzung von DATACUBE führen, die Sie auffordern würde, einen Unterwürfel anzugeben, der auf die Geschwindigkeit analysiert werden soll. Die Software fordert Sie dann auf, auch den Namen der Ausgabedatei einzugeben.

Sie sollten vorsichtig sein und überprüfen, ob die heliozentrische Korrekturgeschwindigkeit (HCV) auf Ihre Geschwindigkeiten angewendet wurde. Diese Größe kann mit der Rotverschiebungsformel manuell (durch Berechnung von cz, wobei c die Lichtgeschwindigkeit und z die Rotverschiebung ist) oder automatisch mit der IRAF/PyRAF RVSAO/EMSAO-Aufgabe überprüft werden.

Es gibt auch andere Software, die für diese Art von Analyse verwendet werden kann, wie CASA von NRAO, wenn Sie Radiodaten haben. Ich denke, das IRAF/PyRAF STSDAS-Paket hat auch einige beigetragene Aufgaben, die im CONTRIB/VLA-Zweig namens VELOCITY, INTENSITY und SMOOTH genannt werden und ähnliche Funktionen ausführen. Aber ich experimentiere immer noch damit und habe sie noch nicht ganz gemeistert.

Die bei weitem genaueste Methode zur Berechnung der Radialgeschwindigkeiten eines Datenwürfels ist das rvsao-Paket von IRAF, das entweder die emsao/xcsao-Aufgabe verwendet. Aber damit beides funktioniert, ist es notwendig, die heliozentrische Geschwindigkeitskorrektur (HCV), die für alle Spaxels im Datacube gleich sein sollte, mit der Aufgabe rvsao/bcvcorr zu bestimmen. Um also absolut sicher zu sein oder um Proben zu nehmen, ist es besser, sich stattdessen oder als Kontrolle an den IRAF/PyRAF-Ansatz zu halten. Um bcvcorr über PyRAF zu verwenden, ist es eine gute Strategie, die Aufgabenparameter manuell mit dem Befehl „epar bcvcorr“ an der PyRAF-Eingabeaufforderung einzugeben und dann die Werte einzugeben. Denken Sie daran, die Optionen zum Speichern von HCV und BCV in einer Datei zu aktivieren. Danach kommt die grausame Arbeit, "emsao" auf jeden Spaxel aufzutragen. Denken Sie jedoch daran, "Emission" zu wählen. Option für die Schätzung der Anfangsgeschwindigkeit und die Option "hfile" für die Korrektur. Dann können Sie die Geschwindigkeitsdaten aus dem Datacube zusammenstellen. Für die abschließende Präsentation ziehe ich es vor, Python zu verwenden, um sowohl die Positions-Geschwindigkeits-Karte, die Geschwindigkeits-Heatmap als auch den/die IFU-Footprint(s) zu generieren.

Das erste, was Sie berechnen müssen, ist die gesamte Rotverschiebung der Galaxie. Wenn Sie auf dieser Ebene arbeiten, gibt es dafür bessere und schlechtere Vorgehensweisen – zum Beispiel$\mathrm{Mg}$Linien verfolgen häufig AGN-Abflüsse, daher sind sie verzerrt.

Sobald Sie die gesamte Rotverschiebung der Galaxie haben, können Sie einzelne Pixel in einem Datenwürfel betrachten (wo Sie das Spektrum jedes Pixels messen). Die Linien jedes Würfels, vorzugsweise die Nebellinien (z$\mathrm{OIII}$Und$\mathrm{H\alpha}$), wird dann von der gesamten Rotverschiebung der Galaxie auf eine Weise versetzt, die eine Bewegung dessen anzeigt, was sich in diesem Pixel relativ zur Galaxie befindet. So erstellen Sie die Geschwindigkeitskarte ... im Grunde - Sie können die Geschwindigkeit mit mehreren Linien messen und einen flussgewichteten Mittelwert für jedes Pixel erzeugen.

Die Geschwindigkeitsstreuung ergibt sich aus der Messung der Breite der Linien, die zur Messung der Geschwindigkeit verwendet werden. Sehen Sie, Sie können sich vorstellen, dass jede beobachtete Linie von relativ schmalen Linien stammt, die durch die Doppler-Verschiebung der Geschwindigkeit, mit der sich einzelne Emitter/Absorber bewegen, verbreitert werden (als Doppler-Verbreiterung bezeichnet ). Zugegeben, Sie müssen ein Modell dafür haben, wie schmal die Linien ohne Geschwindigkeitsdispersion sein werden, da sie ohne diese keine Breite von Null haben (dh das Gas, das die Emission / Absorption ausführt, könnte stationär sein, aber das Teilchen darin bewegt sich aufgrund ihrer Nicht-Null-Temperatur, ob Stern oder Nebel).

Die fortgeschritteneren Techniken, die in dem von @KyleOman verlinkten Artikel diskutiert werden, sind im Grunde alle Ausarbeitungen, wie man das beste Signal-Rausch-Verhältnis erhält, indem man mehrere Messungen basierend auf diesen physikalischen Fakten kombiniert.